miniatura|upright|Simulación animada dun burato negro de Schwarzschild cunha galaxia que pasa por detrás. Ao redor do tempo de aliñamento, obsérvase unha lente gravitatoria extrema da galaxia. Un buraco negro, (ver frases e expresións con buraco) furado negro ou burato negro é unha rexión do espazo-tempo onde a gravidade é tan forte que nada, incluída a luz ou outras ondas electromagnéticas, teñen a enerxía suficiente para escapar dela. De aí o nome, xa que non só non emiten luz senón que absorben todo tipo de radiación ou materia que se achegue demasiado. A teoría da relatividade xeral predece que unha masa suficientemente compacta pode deformar o espazo-tempo para formar un burato negro. O límite da rexión da que non é posible escapar chámase horizonte de sucesos. Aínda que ten un grande efecto sobre o destino e as circunstancias dun obxecto que o atravesa, non ten características locais detectables segundo a relatividade xeral. En moitos sentidos, un burato negro actúa como un corpo negro ideal, xa que non reflicte luz. Ademais, a teoría cuántica de campos no espazo-tempo predece que os horizontes de eventos emiten radiación Hawking, co mesmo espectro que un corpo negro cuxa temperatura é inversamente proporcional á súa masa. Esta temperatura é da orde de mil millonésimas de kelvin para os buratos negros estelares, o que fai que sexa esencialmente imposible de observar directamente.
Os obxectos cuxos campos gravitatorios son demasiado fortes como para que a luz lles escape foron considerados por primeira vez no século XVIII por John Michell e Pierre Simon Laplace. En 1916, Karl Schwarzschild atopou a primeira solución moderna da relatividade xeral que caracterizaría un burato negro. David Finkelstein, en 1958, publicou por primeira vez a interpretación do "burato negro" como unha rexión do espazo da que nada pode escapar. Os buratos negros foron considerados durante moito tempo unha curiosidade matemática; Non foi ata a década de 1960 cando os traballos teóricos demostraron que eran unha predición xenérica da relatividade xeral. O descubrimento das estrelas de neutróns por Jocelyn Bell Burnell en 1967 espertou o interese polos obxectos compactos colapsados gravitacionalmente como unha posible realidade astrofísica. O primeiro burato negro coñecido foi Cygnus X-1, identificado por varios investigadores de forma independente en 1971.
Os buratos negros de masa estelar fórmanse cando estrelas masivas colapsan ao final do seu ciclo de vida. Despois de que se formou un burato negro, pode crecer absorbendo masa do seu contorno. Ao absorber outras estrelas e fusionarse con outros buratos negros, pódense formar buratos negros supermasivos de millóns de masas solares (M☉) pode formarse ao absorber outras estrelas e fusionarse con outros buratos negros. Hai consenso en que os buratos negros supermasivos existen nos centros da maioría das galaxias.
A presenza dun burato negro pode deducirse a través da súa interacción con outra materia e coa radiación electromagnética, tal como a luz visible. Calquera materia que caia dentro dun burato negro pode formar un disco de acreción externo quentado pola fricción, formando quásares, algúns dos obxectos máis brillantes do universo. As estrelas que pasan demasiado preto dun burato negro supermasivo poden ser esnaquizadas en forma de serpentinas que brillan moito antes de ser "tragadas" por este. Se outras estrelas orbitan ao redor dun burato negro, as súas órbitas poden determinar a masa e a localización do burato negro. Estas observacións poden utilizarse para excluír posibles alternativas, como as estrelas de neutróns. Deste xeito, os astrónomos identificaron numerosos candidatos a buratos negros estelares en sistemas binarios e estableceron que a fonte de radio coñecida como Saxitario A*, no núcleo da Vía Láctea, contén un burato negro supermasivoReynolds, C. (4 de setembro de 2008). "Astrophysics: Bringing black holes into focus". Nature 455 (7209): 39–40. Bibcode:2008Natur.455...39R. doi:10.1038/455039a. PMID 18769426. duns 4,3 millóns de masas de enerxía solar.
O 11 de febreiro de 2016, a colaboación do LIGO e do Virgo anunciou que Marco Drago, físico no Instituto Albert Einstein en Hannover, Alemaña, tivo éxito en facer a primeira observación ondulatoria gravitacional o 14 de setembro de 2015.
O 10 de abril de 2019 publicouse a primeira imaxe directa dun burato negro e as súas proximidades, tras as observacións realizadas polo Event Horizon Telescope (EHT) en 2017 do burato negro supermasivo do centro galáctico Messier 87. A partir de 2021, o corpo coñecido máis próximo que se pensa que é un burato negro está a 1.500 anos luz (460 parsecs) de distancia. Aínda que ata agora só se atoparon un par de ducias de buratos negros na Vía Láctea, pénsase que hai centos de millóns, a maioría dos cales son solitarios e non causan emisión de radiación. Polo tanto, só serían detectables mediante lentes gravitacionais.
Historia miniatura|upright|Vista simulada dun burato negro fronte á Gran Nebulosa de Magalhães. Teña en conta o efecto de lente gravitacional, que produce dúas vistas ampliadas pero moi distorsionadas da Nube. Na parte superior, o disco da Vía Láctea aparece distorsionado nun arco. Publicado en 2019. miniatura|upright|Pulsar da Nebulosa do Cangrexo O primeiro astrónomo en falar de estrelas escuras foi o crego e astrónomo John Michell (1724-1793) que propuxo nun artigo publicado no ano 1783 publicado nas "Philosophical Transactions of the Royal Society of London" que se a gravidade dunha estrela fose maior que a velocidade de escape da luz esta non podería saír nunca da estrela o que daría lugar a unha estrela negra. Os cálculos simplistas de Michell asumiron que este corpo podería ter a mesma densidade que a do Sol e concluíu que tal corpo formaríase cando o diámetro dunha estrela superase a do Sol nun factor de 500 e a velocidade de escape da superficie superase a velocidade habitual da luz. Michell observou correctamente que estes corpos supermasivos pero non radiantes poden ser detectados polos seus efectos gravitatorios sobre os corpos próximos visibles. O astrónomo e matemático francés Pierre-Simón de Laplace no ano 1795 chegou a mesma conclusión sinalando que é consonte a gravidade de Newton. Ámbolos dous pensadores consideraban que a velocidade da luz podía frearse consonte a física clásica.
Os estudosos da época estaban inicialmente entusiasmados coa proposta de que as "estrelas escuras" xigantes pero invisibles poderían estar escondidas á vista, pero o entusiasmo diminuíu cando a natureza ondulatoria da luz se fixo patente a principios do século XIX, como se a luz fose unha onda máis que unha partícula, non estaba claro que influencia tería a gravidade na fuga das ondas luminosas.
A física moderna desacredita a idea de Michell de que un raio de luz que sae directamente da superficie dunha estrela supermasiva, é freado pola gravidade da estrela, detense e volve en caída libre á superficie da estrela. Relatividade xeral En 1915, Albert Einstein desenvolveu a súa teoría da relatividade xeral, xa que demostrou anteriormente que a gravidade inflúe no movemento da luz. Só uns meses despois, Karl Schwarzschild atopou unha solución para as ecuacións de campo de Einstein que describen o campo gravitatorio dunha masa puntual e unha masa esférica.Tradución: e Tradución: Uns meses despois de Schwarzschild, Johannes Droste, un estudante de Hendrik Lorentz, deu independentemente a mesma solución para a masa puntual e escribiu máis extensamente sobre as súas propiedades. Esta solución tivo un comportamento peculiar no que agora se chama raio de Schwarzschild, onde se converteu en singular, o que significa que algúns dos termos das ecuacións de Einstein volvéronse infinitos. A natureza desta superficie non se entendía moi ben naquel momento.
En 1924, Arthur Eddington demostrou que a singularidade desapareceu despois dun cambio de coordenadas, aínda que Georges Lemaître tardou ata 1933 en darse conta de que isto significaba que a singularidade no raio de Schwarzschild era unha singularidade de coordenadas non física. Arthur Eddington con todo, comentou a posibilidade dunha estrela con masa comprimida ao raio de Schwarzschild nun libro de 1926, sinalando que a teoría de Einstein permítenos descartar densidades demasiado grandes para as estrelas visibles como Betelgeuse porque "unha estrela de 250 millóns de km de radio non podería ter unha densidade tan alta como a do Sol". En primeiro lugar, a forza da gravitación sería tan grande que a luz sería incapaz de escapar dela, os raios caerían de volta á estrela como unha pedra á terra. En segundo lugar, o desprazamento ao vermello das liñas espectrais sería tan grande que o espectro quedaría fóra da existencia. En terceiro lugar, a masa produciría tanta curvatura da métrica espazo-temporal que o espazo pecharíase arredor da estrela, deixándonos fóra (é dicir, en ningunha parte)."
En 1931, Subrahmanyan Chandrasekhar calculou, utilizando a relatividade especial, que un corpo non xiratorio de materia dexenerada por electróns por encima dunha certa masa límite (, agora chamada límite de Chandrasekhar) non ten solucións estables. Aos seus argumentos opuxéronse moitos dos seus contemporáneos, como Eddington e Lev Landau, que sostiñan que algún mecanismo aínda descoñecido detería o colapso.
Tiñan razón en parte: unha anana branca lixeiramente máis masiva que o límite de Chandrasekhar colapsará nunha estrela de neutróns, que á súa vez é estable. Pero en 1939, Robert Oppenheimer e outros predixeron que as estrelas de neutróns por encima doutro límite (o límite Tolman-Oppenheimer-Volkoff) colapsarían aínda máis polas razóns presentadas por Chandrasekhar, e concluíron que non era probable que ningunha lei da física interviñese e impedise que polo menos algunhas estrelas colapsasen ata converterse en buracos negros. Os seus cálculos orixinais, baseados no principio de exclusión de Pauli, dábana como ; a consideración posterior da repulsión neutrón-neutrón mediada pola forza forte elevou a estimación a aproximadamente a . As observacións da fusión de estrelas de neutróns GW170817, que se cre que xerou un buraco negro pouco despois, refinaron a estimación do límite TOV a . Oppenheimer e os seus coautores interpretaron que a singularidade no límite do radio de Schwarzschild indicaba que este era o límite dunha burbulla na que o tempo se detiña. Este punto de vista é válido para os observadores externos, pero non para os observadores internos. Debido a esta propiedade, as estrelas colapsadas recibiron o nome de "estrelas conxeladas", porque un observador externo vería a superficie da estrela conxelada no tempo no instante en que o seu colapso a leva ao radio de Schwarzschild.
Tamén en 1939, Albert Einstein tentaría demostrar que os buratos negros eran imposibles na súa publicación no xornal Annals of Mathematics, "On a Stationary System with Spherical Symmetry Consisting of Many Gravitating Masses" (Sobre un sistema estacionario con simetría esférica formado por moitas masas gravitatorias), utilizando a súa teoría da relatividade xeral para defender o seu argumento. Meses máis tarde, Oppenheimer e o seu estudante Hartland Snyder proporcionarían o modelo Oppenheimer-Snyder no seu artigo "On Continued Gravitational Contraction", que predicía a existencia dos buracos negros. No artigo, que non facía referencia á recente publicación de Einstein, Oppenheimer e Snyder utilizaron a teoría da relatividade xeral do propio Einstein para mostrar as condicións nas que podería desenvolverse un burato negro por primeira vez na física contemporánea.